La longitud de onda de las líneas espectrales de las variables pulsantes también varía con los cambios de magnitud. Estas variaciones son debidas al efecto Doppler y demuestran que las capas exteriores están oscilando, las velocidades observadas están en el rango de 40 a 200 km/s.

El diámetro de la estrella puede duplicarse durante la pulsación, aunque generalmente los cambios son de menor tamaño. La causa principal de la variación de luminosidad es la variación periódica de la temperatura superficial, ya que la luminosidad depende de la cuarta potencia de la temperatura efectiva, L µ T_ef⁴ , así un pequeño cambio en la T_ef conduce a una gran variación de magnitud.

Las oscilaciones de una estrella pulsante son el resultado de ondas sonoras o acústicas que resuenan en el interior estelar. Estas ondas, implicadas en los modos radiales de pulsación estelar, son esencialmente ondas estacionarias similares a las que ocurren en el tubo de un órgano que está abierto en uno de sus extremos. La estrella y el tubo del órgano pueden sustentar varios modos de oscilación. La onda estacionaria, para cada modo, tiene un nodo al final ( el centro de la estrella) donde los gases no se mueven y un antinodo al otro extremo ( superficie de la estrella). En el modo fundamental los gases se mueven en la misma dirección en cada punto de la estrella. Sí hay un sólo nodo entre el centro y la superficie, es el llamado primer armónico, con los gases moviéndose en direcciones opuestas a ambos lados del nodo y para el segundo armónico hay dos nodos. Para los modos radiales el movimiento del material estelar ocurre principalmente en las regiones superficiales.

La mayoría de las Cefeidas clásicas y W Virginis pulsan en el modo fundamental. Las RR Lyrae pulsan en el fundamental o en el primer armónico. Las variables de largo período como las Mira probablemente pulsan también en el modo fundamental, aunque esto ha sido sujeto de considerable debate.

Alrededor de 1920, Eddington demostró que el período de pulsación P es inversamente proporcional a la raíz cuadrada de la densidad media,

P µ r ^-1/2

es la llamada relación período-densidad, que explica porque el período de pulsación disminuye, conforme nos movemos hacia abajo en la banda de inestabilidad del diagrama H-R, al ir de las tenues supergigantes hasta las muy densas enanas blancas.

Normalmente una estrella mantiene un equilibrio entre la presión del gas y el empuje de la gravedad. Sí por alguna causa, posiblemente evolutiva, sus capas exteriores se expanden la densidad y temperatura disminuyen, entonces la presión del gas se hace más pequeña y las fuerzas de gravedad comprimen el gas. Esta compresión hará aumentar la temperatura y la densidad y en consecuencia la presión del gas, dominará a la gravedad y la estrella se expande de nuevo. Sin embargo, a menos que se transfiera energía al gas en movimiento, estas oscilaciones se irán amortiguando y en un tiempo relativamente corto se pararán. Como se observan muchas estrellas variables pulsantes esto quiere decir que las oscilaciones duran mucho tiempo, por lo tanto debe de haber un mecanismo que suministra energía a la pulsación para que ésta se mantenga y no se amortigüe.

El flujo de energía radiativo del interior estelar podría suministrar energía a las oscilaciones sí éstas se produjeran en regiones profundas de alta densidad. Pero éste no es el caso, las oscilaciones ocurren en las capas más exteriores y menos densas. Sin embargo, en estas regiones existen las llamadas zonas de ionización parcial en las que el hidrógeno y el helio están parcialmente ionizados, en estas zonas la opacidad de la materia se hace mayor cuando el gas se comprime. Al aumentar la temperatura el hidrógeno y el helio se ionizan más y toda la energía se utiliza en esta ionización, aumentando la opacidad de la materia al disminuir el transporte de energía. Cuando ocurre la expansión el proceso es al contrario, disminuye la opacidad, el hidrógeno y el helio se recombinan y emiten la energía acumulada en la compresión. Luego estas zonas de ionización parcial sirven para almacenar energía y cederla manteniendo las oscilaciones, pero es necesario que su localización en la estrella sea la adecuada, es decir, no pueden ser muy profundas porque la pulsación no llega hasta allí, ni muy exteriores porque no contiene masa suficiente para suministrar la energía necesaria par mantener la pulsación. Por ello no todas las estrellas pulsan, sino sólo aquellas que tienen las capas de ionización parcial a una profundidad adecuada y esto explicaría porque la pulsación estelar se observa sólo en una de cada cien mil estrellas.